|
VY CMa heleduse variatsiooni kirjeldati esmakordselt 1931. aastal, kui see loetleti (saksa keeles) pika perioodi muutujana, mille fotomeetriline ulatus oli 9,5 kuni 11,5. Sellele anti 1939. aastal muutuv täht tähistus VY Canis Majoris, tähtkuju Canis Majori 43. muutuv täht.
==Ümbruskond==
VY Canis Majoris on ümbritsetud ulatusliku ja tiheda asümmeetrilise punase peegeldusega udu, mille kogu väljaheidetud mass on 0,2-0,4 M☉ ja temperatuur 800 K, lähtudes DUSTY mudeli atmosfäärist, mis on moodustatud keskväljast eraldatud materjalist. Sisemise kesta läbimõõt on leitud olevat 0 ".12, mis vastab 1,2 AU (0,0022 ly) 1,2 kpc kaugusele, samas kui välimine on 10", mis vastab 12 000 AU-le (0,19 l). See udu on nii ere, et see avastati 1917. aastal 18 cm teleskoobiga ning sisaldab ka kondensaate, mida kunagi peeti kaaslaseks. Seda on põhjalikult uuritud Hubble'i kosmoseteleskoobi (HST) abil, mis näitab, et udul on keeruline struktuur, mis sisaldab filamente ja kaare, mis on põhjustatud mineviku purskustest; see struktuur on sarnane punase supergiantiga (Post-RSG) või kollase hüpergiantiga (YHG) IRC +10420 ümbritseva udu omaga. Sarnasuse tõttu on astronoomid teinud ettepaneku, et VY CMa areneb Hertzsprung-Russelli skeemil (HR diagramm) blueward, et saada kollaseks hüpergiantiks, seejärel helendav sinine muutuja (LBV) ja lõpuks Wolf-Rayeti täht (WR star). Hubble'i kosmoseteleskoobi andmeid ühendavad vaatlused Heckis asuva Kecki teleskoobi andmetega võimaldasid teha VY CMa ümbritseva materjali kolmemõõtmelise rekonstrueerimise. See rekonstrueerimine näitas, et VY CMa massikadu on mis tahes punase supergiantide või hüpergiantide puhul palju oodatust keerulisem. Selgus, et vibud ja sõlmed ilmusid erinevatel aegadel; düüsid on juhuslikult orienteeritud, mis paneb meid uskuma, et nad tulenevad tähtkuju fotosfääri aktiivsetes piirkondades toimunud plahvatustest. Spektroskoopilised andmed näitasid, et düüsid liiguvad tärnist erinevatel kiirustel, mis näitab, et need toimusid erinevatel aegadel ja pärinevad VY CMa pinna erinevatest piirkondadest. Viimase 500–1000 aasta jooksul on järeldatud, et on toimunud mitu asümmeetrilist massikadu ja ka äärepoolseima materjali väljatõmbamine, samas kui tähe lähedal asuva sõlme maht on vähem kui 100 aastat. Massikadu on tingitud tugevast konvektsioonist tähe nõrkades välimistes kihtides, mis on seotud magnetväljadega. See on sarnane päikesepaistele ja päikese koronaalsetele väljutustele, kuid palju suuremas ulatuses.
==Viited==
{{viited|allikad=
|
